Η χρωμόσφαιρα είναι ένα ιδιαίτερα ανομοιογενές και δυναμικό στρώμα της ηλιακής ατμόσφαιρας. Υψηλής ανάλυσης παρατηρήσεις έχουν δείξει ότι αποτελείται κυρίως από μικρής κλίμακας δομές, οι οποίες σχετίζονται με το μαγνητικό πεδίο. Στην παρούσα διατριβή χρησιμοποιούμε παρατηρήσεις σε διάφορα μήκη κύματος για τη μελέτη των ταλαντώσεων και των κυμάτων στον ήρεμο Ήλιο και τη σχέση τους με το μαγνητικό πεδίο και τις δομές μικρής κλίμακας της χρωμόσφαιρας, που ονομάζονται ψηφίδες. Οι παρατηρήσεις λήφθηκαν κατά τη διάρκεια μιας σειράς συντονισμένων παρατηρήσεων του Ήλιου, η οποία περιελάμβανε όργανα στο διάστημα (Transition Region and Coronal Explorer, Michelson Doppler Imager της αποστολής SoHO, φασματοπολωσίμετρο στο Solar Optical Telescope της αποστολής Hinode) και ένα επίγειο τηλεσκόπιο (Dutch Open Telescope). Τα δεδομένα αποτελούνται από χρονικές σειρές εικόνων και μαγνητογραμμάτων μιας περιοχής του μαγνητικού δικτύου, στο κέντρο του ηλιακού δίσκου και καλύπτουν διάφορα ύψη της ηλιακής ατμόσφαιρας, από τη βάση της φωτόσφαιρας ως την ανώτερη χρωμόσφαιρα. Χρησιμοποιώντας ανάλυση κυματιδίου, μελετήσαμε την κατανομή της ισχύος των ταλαντώσεων στο διδιάστατο οπτικό πεδίο, όπως επίσης και την μεταβολή της με το ύψος και τη σχέση της με το μαγνητικό πεδίο και τις χρωμοσφαιρικές ψηφίδες. Με μια μέθοδο παρέκτασης, η οποία στηρίζεται στην υπόθεση των μηδενικών ρευμάτων, υπολογίσαμε το μαγνητικό πεδίο της χρωμόσφαιρας, ενώ κάνοντας χρήση ενός ημι-εμπειρικού ατμοσφαιρικού μοντέλου υπολογίσαμε το ύψος του μαγνητικού θόλου. Η κυματική διάδοση ανάμεσα στα στρώματα της ηλιακής ατμόσφαιρας μελετάται με ανάλυση διαφοράς φάσης. Τα αποτελέσματά μας δείχνουν ότι η ισχύς των ταλαντώσεων κατανέμεται σε επιμήκεις δομές γύρω από το μαγνητικό δίκτυο, οι οποίες συμπίπτουν με τις θέσεις των χρωμοσφαιρικών ψηφίδων. Επιπλέον, γύρω από το μαγνητικό δίκτυο, στις παρατηρήσεις στη φασματική γραμμή Ηα βρίσκουμε ενισχυμένη ισχύ στη φωτόσφαιρα (άλως ισχύος) και μειωμένη στη χρωμόσφαιρα (μαγνητική σκιά). Η μαγνητική σκιά και η άλως ισχύος αποδίδονται στην αλληλεπίδραση μεταξύ των ακουστικών ταλαντώσεων και των χρωμοσφαιρικών ψηφίδων, οι οποίες σκιαγραφούν τα κεκλιμένα μαγνητικά πεδία της χρωμόσφαιρας και σχηματίζουν το μαγνητικό θόλο. Ο μαγνητικός θόλος διαχωρίζει την ηλιακή ατμόσφαιρα σε μια μαγνητισμένη και μια μη-μαγνητισμένη συνιστώσα και πάνω σε αυτή την οριακή επιφάνεια, τα ακουστικά κύματα υφίστανται μετατροπή και ανάκλαση. Η κλίση του μαγνητικού πεδίου, στο ύψος του μαγνητικού θόλου, καθορίζει το ποσοστό των κυμάτων που μεταδίδονται στη χρωμόσφαιρα ή ανακλώνται πίσω στη φωτόσφαιρα και είναι υπεύθυνα για την εμφάνιση της μαγνητικής σκιάς και της άλω ισχύος.
The chromosphere is a very inhomogeneous and highly dynamic layer of the solar atmosphere. High resolution observations have revealed that it consists mainly of fine-scale structures, which are directly related to the magnetic field. In this thesis we use multi-wavelength observations to study oscillatory phenomena in the quiet Sun and their relation to the magnetic field and the chromospheric fine-scale structures called mottles. The observations were obtained during a coordinated campaign which included space-borne instruments (i.e. the Transition Region and Coronal Explorer, the Michelson Doppler Imager onboard SoHO, the Solar Optical Telescope Specropolarimeter onboard the Hinode spacecraft) and a ground-based telescope (i.e. the Dutch Open Telescope). The analysed data consist of time series of images of a solar network region observed at different atmospheric layers from the photosphere to the upper chromosphere, and of high resolution magnetograms. Using wavelet analysis we investigate the oscillatory power distribution in the 2D field-of-view, as well as its vertical distribution and its relation with the fine-scale chromospheric mottles. The magnetic field of the chromosphere was calculated through the extrapolation of the photospheric magnetic field, based on the current-free assumption. Using a semi-empirical atmospheric model, we calculated the height of the magnetic canopy. Wave propagation was investigated through phase difference analysis. Our results show that the oscillatory power has a fibrilar distribution which is highly correlated with the places where chromospheric mottles are found. Around the magnetic network in the Hα line, we found enhancement of the oscillatory power at the photosphere (power halo) and suppression at the chromosphere (magnetic shadow). The magnetic shadow and the power halo are attributed to the interaction between the acoustic oscillations and mottles, which outline the inclined magnetic field of the chromosphere and form the magnetic canopy. The magnetic canopy divides the solar atmosphere into two components, a magnetized and a non-magnetized one and it is on this critical surface that waves undergo mode conversion and reflection. We find that the inclination of the magnetic field at the height of the magnetic canopy defines the amount of waves that transmit to the chromosphere or reflect back to the photosphere and form the magnetic shadow and power halo around the network.
